Uma jovem estrela diabólica

Apesar das cores celestiais da imagem a seguir, não tem nada de pacífico sobre a região de formação de estrela conhecida como S106 ou Sh 2-106.

© Hubble (região S106)

Uma jovem estrela diabólica, denominada de S106 IR, localiza-se no material ejetado a alta velocidade, que corrompe o gás e a poeira ao redor. A estrela tem uma massa de mais ou menos 15 vezes a massa do Sol e está na fase final de seu processo de formação. Em breve ela irá acalmar e entrar na sequência principal onde passará a fase adulta de sua vida.

No momento, a S106 IR permanece mergulhada em sua nuvem natal, mas está se rebelando contra ela. O material expelido da estrela não somente dá à nuvem a forma de uma ampulheta mas também faz o gás hidrogênio ficar muito quente e turbulento.

A estrela jovem também aquece o gás ao redor, fazendo com que alcance temperaturas de 10.000ºC. A radiação da estrela ioniza os lobos de hidrogênio fazendo com que eles brilhem. A luz desse gás brilhante é colorida de azul na imagem.

Separando essas regiões de gás brilhante existe uma espessa linha de poeira mais fria, que aparece em vermelho na imagem. Esse material escuro esconde quase que completamente a estrela ionizada da nossa visão, mas o jovem objeto ainda pode ser visto através da parte mais selvagem da linha de poeira.

O S106 foi o 106˚ objeto a ser catalogado pelo astrônomo Stewart Sharpless em 1950. Ela está localizada a poucos milhares de anos-luz de distância na direção da constelação de Cygnus, o Cisne. A nuvem por si só é relativamente pequena para os padrões das regiões de formação de estrelas, aproximadamente 2 anos-luz ao longo do eixo maior. Isso representa aproximadamente a metade da distância entre o Sol e a estrela mais próxima, a Proxima Centauri.

Fonte: ESA

Uma galáxia transbordando de estrelas novas

A NGC 253 brilha a cerca de 11,5 milhões de anos-luz de distância na constelação austral do Escultor.

© ESO (galáxia NGC 253)

É muitas vezes apenas chamada Galáxia do Escultor, embora se lhe dêem também outros nomes como a Galáxia da Moeda de Prata ou do Dolar de Prata. É facilmente observável através de binóculos, já que é uma das galáxias mais brilhantes no céu, depois da enorme vizinha da Via Láctea, a Galáxia de Andrômeda.

Os astrônomos observaram formação estelar muito intensa espalhada por toda a galáxia e classificaram-na como uma galáxia de formação estelar explosiva. Mais pormenores sobre a NGC 253 foram obtidos com o Very Large Telescope do ESO (VLT) e com o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA. Em 2009, estes instrumentos mostraram que, no seu centro, a NGC 253 alberga um buraco negro supermassivo com propriedades muito semelhantes às do buraco negro que se esconde no centro da Via Láctea.

Os muitos nodos brilhantes que polvilham a galáxia são maternidade estelares, onde estrelas quentes jovens começam a brilhar. A radiação emitida por estas jovens gigantes azuis-esbranquiçadas faz brilhar intensamente as nuvens de hidrogênio que se encontram em seu redor.

Esta galáxia foi descoberta por uma astrônoma alemã-inglesa, Caroline Herschel, irmã do famoso astrônomo William Herschel, quando procurava cometas em 1783. Os Herschels teriam ficado maravilhados com o rico e imenso detalhe desta imagem da NGC 253 obtida pelo VST.

Esta imagem foi captada durante a fase de verificação científica do VST -  quando o desempenho científico do telescópio é testado antes do começo das operações. Os dados VST foram combinados com imagens no infravermelho do VISTA de modo a identificarem-se as gerações de estrelas mais jovens presentes na galáxia. A imagem tem mais de 12.000 pixels de comprimento e as excelentes condições atmosféricas do céu  do Observatório do Paranal do ESO, combinadas com a óptica do telescópio, resultaram em imagens de estrelas muito nítidas espalhadas por toda a imagem.

O VST é um telescópio de rastreio de campo largo de 2,6 metros de diâmetro, com um tamanho de campo de um grau - correspondente a duas vezes o tamanho da Lua Cheia. O projeto VST é uma colaboração entre o INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) através do Osservatorio Astronomico di Capodimonte em Nápoles (Itália) e o ESO. A câmara OmegaCAM com 268 milhões de pixels, no coração do telescópio, foi montada para mapear o céu de forma rápida mas com qualidade de imagem exemplar. O VST é o maior telescópio do mundo concebido exclusivamente para mapear o céu no visível, complementando assim o VISTA, o telescópio de rastreio infravermelho do ESO, também instalado no Paranal.

Observando esta imagem de forma ampliada não só nos dá a possibilidade de inspecionar detalhadamente a formação estelar nos braços em espiral da galáxia, mas também nos revela a rica tapeçaria de fundo, composta por galáxias muito mais distantes que a NGC 253.

Fonte: ESO

Supernova de Tycho: emissora de raios gama

No início de novembro de 1572, os observadores na Terra testemunhou o surgimento de uma "nova estrela" na constelação de Cassiopéia, um evento reconhecido agora como a mais brilhante supernova a olho nu em mais de 400 anos.

© NASA (remanescente de supernova Tycho)

Muitas vezes chamado de "supernova de Tycho", após o grande astrônomo dinamarquês Tycho Brahe, que ganhou notoriedade por seu extenso estudo do objeto, anos de dados coletados pelo telescópio espacial raios gama Fermi revelaram que continua sendo a estrela despedaçada que brilha devido aos raios gama de alta energia.
A supernova de 1572 foi um dos maiores divisores de água na história da astronomia. A estrela brilhava num momento em que o céu da noite foi considerado como uma parte fixa e imutável do Universo.

A supernova apareceu pela primeira vez em torno de 06 de novembro, mas o tempo ruim manteve-a longe de Tycho, até que em 11 de novembro foi notada por ele.

A supernova permaneceu visível por 15 meses e não apresentou movimento no céu, indicando que ela estava localizada muito além do Sol, da Lua e dos planetas. Astrônomos modernos estimam que o restante encontra-se entre 9.000 e 11.000 anos-luz de distância.
A detecção fornece aos astrônomos outra pista para entender a origem dos raios cósmicos, partículas subatômicas constituídas principalmente por prótons, que se movem através do espaço a velocidades próximas à da luz. Exatamente onde e como essas partículas alcançam tais energias incríveis tem sido um mistério de longa data, porque as partículas carregadas em alta velocidade através da galáxia são facilmente desviadas por campos magnéticos interestelares. Isso torna impossível de rastrear os raios cósmicos de volta para suas fontes.
Os raios gama são a forma mais energética de luz e penetrante, que servem como indicadores para a aceleração de partículas que dão origem aos raios cósmicos.
"Essa detecção nos dá provas que sustentam a noção de que os restos de supernova podem acelerar os raios cósmicos", disse o co-autor Stefan Funk, astrofísico do Instituto Kavli de Astrofísica e Cosmologia de Partículas (KIPAC), em conjunto localizado no SLAC National Accelerator Laboratory e a Universidade de Stanford, na Califórnia.
Em 1949, o físico Enrico Fermi sugere que os raios cósmicos de energias elevadas foram acelerados nos campos magnéticos de nuvens de gás interestelar.

Após mais de dois anos e meio de escaneando o céu, os dados LAT (Large Area Telescope) mostram claramente que uma região de emissão de raios gama com energia de GeV (gigaelétron-volts) é associada com o remanescente da supernova de Tycho; para comparação, a energia da luz visível é cerca de 2 a 3 de elétron-volts.

© JAXA (supernova de Tycho em raios-X, infravermelho e rádio)

A imagem acima mostra o plasma quente (cerca de dez milhões K, em azul por Suzaku), poeira quente (cerca de 100 K, em vermelho por AKARI), e gás molecular frio (CO; em verde por Galactic).

O remanescente da supernova de Tycho é um importante achado para o Fermi, porque este objeto foi tão estudado extensivamente em outras partes do espectro eletromagnético, e agora tem grande oportunidade para identificar uma assinatura espectral indicando a presença de raios cósmicos.
Os pesquisadores concluíram que um processo de produção de píon é a melhor explicação da emissão. Primeiro, um próton viajando perto da velocidade da luz atinge um próton de movimento mais lento. Essa interação cria uma partícula instável - um píon - com apenas 14 por cento da massa do próton. Em apenas 10 milionésimos de um bilionésimo de segundos ocorre o decaimento do píon em um par de raios gama.
Se esta interpretação estiver correta, então em algum lugar dentro do remanescente, os prótons estão sendo acelerados até perto da velocidade da luz, e em seguida, interagindo com as partículas mais lentas para produzir raios gama, a forma mais extrema de luz.
Fonte: Daily Galaxy

Detectada supernova onze horas depois de explodir

A descoberta de uma supernova em uma galáxia próxima à Terra 11 horas após sua explosão permitirá aos cientistas estudar as características desses sistemas pouco conhecidos.

© Hubble (galáxia antes e depois da explosão da SN 2011fe)

A supernova SN 2011fe foi observada na galáxia Messier 101 no último mês de agosto por uma equipe de cientistas liderada por Peter Nugent, do laboratório Lawrence Berkeley, nos Estados Unidos. Mario Hamuy, da Universidade do Chile, explica em artigo paralelo, que esse achado permitirá investigar as particularidades das supernovas de tipo Ia, explosões estelares que constituem "uma ferramenta destacada em cosmologia, mas das quais se desconhece a natureza".

Existe o consenso que são uma classe de estrelas em explosão caracterizadas pela ausência de hidrogênio (o elemento químico mais abundante no Universo), que resultam da violenta explosão de uma anã branca, que é a remanescente de uma estrela que já completou seu ciclo normal de vida.

Normalmente, as anãs brancas, compostas de carbono e oxigênio, vão se apagando ao não alcançar a temperatura suficiente para completar a fusão desses elementos. No entanto, às vezes, se estão acompanhadas de outras estrelas, podem atrair a massa destas e momentaneamente ultrapassar o limite e entrar em colapso.

Se chegam a uma massa determinada, a temperatura aumenta até o ponto de possibilitar de novo a fusão do carbono e do oxigênio, o que, devido à grande pressão interior, gera uma explosão nuclear que dá lugar a uma supernova de tipo Ia. Os cientistas constataram que a origem de uma supernova de tipo Ia é uma anã branca, mas a descoberta da SN 2011fe permitirá estudar que tipo de estrela é a acompanhante da anã branca, explicou Hamuy.

As primeiras observações desta supernova permitem descartar que, pelo menos neste caso, a acompanhante da anã branca seja o que se conhece como uma gigante vermelha, que é cem vezes mais luminosa que o Sol. Os cientistas chegaram a esta conclusão porque, em caso contrário, teriam percebido seu rastro nas imagens prévias ao descobrimento da supernova.

Isto deixaria, segundo os modelos teóricos, outras duas opções: uma estrela subgigante, que são pouco mais luminosas que o Sol, ou outra anã branca, que é 10 mil vezes menos luminosa que este astro. Embora a qualidade das imagens prévias, obtidas mediante telescópio, não permitam descartar estas outras duas opções, Hamuy frisa que eliminar a opção da gigante vermelha "representa um grande avanço em nossa compreensão das estrelas geradoras das supernova de tipo Ia".

Fonte: Nature

Objeto aproxima-se rapidamente de um buraco negro

Ao longo de um programa de 20 anos de duração que utiliza os telescópios do ESO para monitorizar o movimento das estrelas em torno do buraco negro supermassivo situado no centro da nossa galáxia, uma equipe de astrônomos liderada por Reinhard Genzel do Instituto Max-Planck para a Física Extraterrestre (MPE) na Alemanha descobriu um objeto único em aproximação rápida ao buraco negro.

© ESO (simulação da nuvem de gás se aproximando do buraco negro)

Nos últimos sete anos, a velocidade deste objeto praticamente duplicou, atingindo mais de 8 milhões de km/hora. Encontra-se numa órbita muito alongada e a meados de 2013 passará a uma distância de apenas 40 bilhões de quilômetros do horizonte de eventos do buraco negro, uma distância de cerca de 36 horas-luz. Trata-se, em termos astronômicos, de um encontro com um buraco negro supermassivo extremamente próximo.

Este objeto é muito mais frio do que as estrelas circundantes (com uma temperatura de apenas cerca de 280ºC) e é essencialmente composto de hidrogênio e hélio. Trata-se de uma nuvem de poeira e gás ionizado com uma massa de cerca de três vezes a da Terra. A nuvem brilha sob a intensa radiação ultravioleta emitida por estrelas quentes, que se encontram em seu redor no coração superlotado da Via Láctea.

A atual densidade da nuvem é muito maior do que o gás quente que rodeia o buraco negro. No entanto, à medida que a nuvem se aproxima do buraco negro, a pressão externa que vai aumentando, irá comprimir a nuvem. Ao mesmo tempo, a grande força gravitacional do buraco negro, o qual tem uma massa quatro milhões de vezes maior que a do Sol, continuará a acelerar o movimento para o interior e a esticar a nuvem ao longo da sua órbita.

“A imagem de um astronauta, próximo de um buraco negro, a ser esticado até ficar tipo espaguete é bastante comum em ficção científica. Mas agora podemos efetivamente ver isso acontecendo à nova nuvem descoberta, que não vai sobreviver à experiência,” explica Stefan Gillesseen (MPE), autor principal do artigo científico que descreve os resultados.

As bordas da nuvem começam já a rasgar-se e espera-se que a nuvem se desfaça completamente em pedaços nos próximos anos. Os astrônomos vêem já sinais claros do aumento da perturbação no período de 2008 a 2011.

Espera-se também que o material se torne muito mais quente à medida que se aproximar do buraco negro em 2013 e comece a emitir em raios-X. Atualmente existe pouco material próximo do buraco negro, por isso a substância recém-chegada será o combustível dominante do buraco negro durante os próximos anos.

Uma explicação para a formação da nuvem é que o material que a compõe possa ter vindo de estrelas jovens de grande massa que se encontram nas proximidades e que perdem massa muito rapidamente devido aos ventos estelares. Estrelas deste tipo sopram literalmente o seu gás para o exterior. A colisão de ventos estelares de uma estrela dupla conhecida que orbita em torno do buraco negro central pode ter levado à formação da nuvem.

“Os próximos dois anos serão muito interessantes e deverão trazer-nos informação extremamente valiosa sobre o comportamento da matéria em torno destes objetos massivos tão extraordinários,” conclui Reinhard Genzel.

Fonte: ESO

O aglomerado de galáxias Abell 2052

Como se fosse vinho em uma taça, vastas nuvens de gás quente são sacudidas no Abell 2052, um aglomerado de galáxias localizado à aproximadamente 480 milhões de anos-luz de distância da Terra.

© Chandra (aglomerado de galáxias Abell 2052)

Dados obtidos das emissões de raios-X e apresentados em azul pelo observatório de raios-X Chandra da NASA mostram o gás quente em seu sistema dinâmico; dados obtidos da emissão na luz visível e captados pelo VLT (Very Large Telescope) mostram as galáxias. O gás quente que brilha em raios-X tem uma temperatura média de 30 milhões de graus.

Uma grande estrutura em espiral no gás quente, se espalhando por quase um milhão de anos-luz, é vista ao redor da parte de fora da imagem, envolvendo uma gigantesca galáxia elíptica no centro. Essa espiral foi criada quando um pequeno aglomerado de galáxias se chocou com um aglomerado maior que circundava a galáxia elíptica central.

À medida que o aglomerado menor se aproximava, o gás quente denso do aglomerado central foi atraído pela sua gravidade. Após o aglomerado menor ter passado pelo centro do aglomerado, a direção de movimento do aglomerado reverteu e ele começou a viajar de volta rumo ao centro do aglomerado maior. O aglomerado então passou novamente pelo centro do aglomerado maior e sacudiu todo o material ali como se faz com uma taça com vinho. No caso do vinho as paredes da taça empurram o vinho de volta ao centro, onde no aglomerado a força gravitacional da matéria nos aglomerados é puxada de volta. O gás agitado acaba tomando um padrão espiral pelo fato da colisão entre os dois aglomerados não ter sido uma colisão central.

Esse tipo de mecanismo de sacudida no Abell 2052 teve importantes implicações físicas. Primeiro, ele ajudou a empurrar parte do gás mais denso e frio localizado no centro do aglomerado, onde as temperaturas são cerca de 10 milhões de graus, para longe do núcleo. Isso ajudou a prevenir futuro resfriamento desse gás no núcleo e poderia limitar a quantidade de novas estrelas que seriam formadas na galáxia central. Os movimentos de sacudida como esses que aconteceram no Abell 2052, também redistribuíram os elementos pesados, como o ferro e o oxigênio, que são forjados em explosões de supernovas. Esses elementos são usados na futura geração de estrelas e planetas e são necessários para a formação da vida como a conhecemos.

As observações feitas pelo Chandra no Abell 2052, foram relativamente longas, durando mais de uma semana. Essa observação profunda foi necessária para se detectar todos os detalhes que são visíveis nessa imagem. Mesmo assim, um certo processamento foi necessário para revelar a estrutura espiral mais externa.

Em adição ao aspecto espiral de grande escala, as observações profundas feitas pelo Chandra revelaram detalhes surpreendentes no centro do aglomerado relacionados com explosões de um buraco negro supermassivo central. Os dados do Chandra mostram claras bolhas sendo evacuadas pelo material expelido do buraco negro, que são envolvidas por anéis densos, brilhantes e frios. Como acontece com o movimento de agito, essa atividade ajuda a prevenir o resfriamento do gás no núcleo do aglomerado, impondo assim limites para o crescimento da galáxia elíptica gigante e de seu buraco negro supermassivo.

Esses resultados foram publicados no The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Uma visão infravermelha do Dragonfish

A imagem a seguir em infravermelho obtida pelo telescópio espacial Spitzer da NASA mostra a nebulosa apelidada de Dragonfish.

© Spitzer (nebulosa Dragonfish)

Essa região turbulenta, cheia de estrelas, é o local de algumas das estrelas mais massivas e luminosas da nossa Via Láctea. Ela está localizada a aproximadamente 30.000 anos-luz de distância na constelação da Crux (Cruzeiro do Sul).

As estrelas massivas têm inflado uma bolha de gás e poeira, cavando uma concha de mais de 100 anos-luz de diâmetro (observe a parte inferior central da imagem). Essa concha forma a boca repleta de dentes do Dragonfish, e as duas estrelas brilhantes marcam a posição do que seriam seus olhos.

A luz infravermelha nessa região vem do gás e da poeira que são aquecidos pelo aglomerado central de estrelas massivas que não é visível na imagem acima. Os pontos brilhantes ao longo da concha que marcam os olho do Dragonfish são possíveis regiões menores de formação de novas estrelas, que têm seu nascimento disparado pela compressão do gás e da poeira pelo vento soprado pelas estrelas massivas centrais.

Fonte: NASA/JPL

Região central do aglomerado NGC 6642

A natureza compacta dos aglomerados globulares é uma faca de dois gumes. Por um lado, tendo tantas estrelas de idades similares isso fornece aos astrônomos detalhes sobre a química da nossa galáxia no início de sua vida.

© Hubble (aglomerado globular NGC 6642)

Mas, ao mesmo tempo, a grande densidade de estrelas no interior dos aglomerados globulares também torna difícil para os astrônomos identificar estrelas de forma individual.

O núcleo do NGC 6642, mostrado na imagem acima feita pelo telescópio espacial Hubble, é particularmente denso, fazendo desse aglomerado um alvo observacional difícil para a grande maioria dos telescópios. Além disso, ele ocupa um posição bem central na nossa galáxia, significando normalmente a obtenção de imagens de várias estrelas que não pertencem a esse aglomerado.

Contudo, usando o poder da Advanced Camera for Surveys (ACS) do Hubble, os astrônomos podem identificar e remover essas estrelas que não pertencem ao aglomerado e assim conseguem fazer uma imagem com incrível detalhe do centro do aglomerado. Usando a câmera ACS do Hubble os astrônomos já haviam feito muitas descobertas interessantes sobre o NGC 6642. Por exemplo, as estrelas errantes azuis (estrelas que aparentemente possuem uma idade diferente das demais estrelas do aglomerado), foram vistas neste aglomerado globular, quee é conhecido por ser carente de estrelas de pequena massa.

Fonte: ESA

A medida da temperatura de estrelas achatadas

A maioria das estrelas, devido à rotação e sua natureza gasosa, mostram um achatamento nos polos.

© IAA (estrelas com diversos graus de achatamento nos polos)

Mas algumas giram em velocidades próximas à da ruptura - uma velocidade limite que, se superada, provocaria a ruptura da estrela - fazendo com que seja de forma claramente ovalada (que também pode ocorrer em estrelas binárias devido à atração mútua). Para determinar a temperatura destas estrelas distorcidas é usado teorema de von Zeipel, que apesar de seu uso difundido por quase um século, nunca foi livre de debate. Agora, Antonio Claret, do Instituto de Astrofísica de Andaluzia (IAA-CSIC), mostrou que esse teorema mostra desvios graves e devem ser incluídos em um modelo mais amplo.
Em 1924, o astrofísico Hugo von Edvard Zeipel sueco demonstrou teoricamente que, para estrelas achatadas quentes - com temperaturas superiores a 8.000ºC - a temperatura é proporcional à gravidade local. E introduziu o conceito de "escurecimento por gravidade" que faz com que uma estrela achatada a temperatura nos polos é maior do que no Equador (no Sol, este efeito é dificilmente perceptível, devido à sua baixa taxa de rotatividade).
"O valor que von Zeipel atribuiu para o escurecimento por gravidade tem sido discutido teoricamente e, recentemente, foram publicados trabalhos de observações astronômicas que revelam desvios significativos", disse Claret Antonio. A aplicação de um expoente de escurecimento por gravidade pressupõe um cálculo errôneo da termodinâmica da estrela, que por sua vez envolve a obtenção de valores de massa, luminosidade e idade errados.
Von Zeipel não se equivocou, mas desenvolveu um modelo que deve ser complementado, deve ser também aplicado às estrelas frias, que é resolvido com este novo modelo teórico.
Focando casos de estrelas altamente deformadas e através do uso de equações de transporte de energia mais elaborado, Antonio Claret mostrou as limitações do teorema von Zeipel reconciliando os novos valores teóricos com os observacionais.
Assim, com este novo formalismo, pode ser conhecido o escurecimento por gravidade do interior para a atmosfera das estrelas, e dela derivam uma conclusão importante: o teorema de von Zeipel só se aplica para as regiões mais profundas da estrela e é um caso particular do novo modelo. No entanto, o que os astrofísicos observam são necessariamente as camadas externas, de modo que este novo modelo é a escolha certa para determinar os parâmetros essenciais da estrela com precisão.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Andaluzia

Gatilho da formação estelar

A imagem composta abaixo combina os dados do observatório de raios-X Chandra e do telescópio espacial Spitzer mostrando a nuvem molecular Cepheus B, localizada na nossa galáxia cerca de 2.400 anos-luz da Terra.

© Chandra/Spitzer (Cepheus B)

Uma nuvem molecular é uma região que contém gás interestelar frio e poeira que sobraram da formação da galáxia e contém principalmente hidrogênio molecular.

As observações do Chandra permitiram aos astrônomos captar estrelas jovens dentro e perto da Cepheus B, identificadas por suas emissões fortes de raios-X. Os dados do Spitzer mostram se nas estrelas jovens têm um disco protoplanetário ao redor delas. Esses discos só existem em sistemas muito jovens, onde planetas ainda estão se formando, por isso sua presença é uma indicação da idade de um sistema estelar.
Estes dados fornecem uma excelente oportunidade para testar um modelo de como as estrelas se formam. Um estudo a respeito sugere que a formação de estrelas em Cepheus B é principalmente provocada pela radiação de uma estrela enorme e brilhante, a HD 217086, que está fora da nuvem molecular.

A região de Cepheus B possui estrelas com cerca de um milhão de anos, e 70 a 80% delas têm discos protoplanetários. A região imediatamente ao lado de Cepheus B contêm estrelas com dois a três milhões de anos, e cerca de 60% delas têm discos. Na região mais externa à Cepheus B as estrelas têm aproximadamente de três a cinco milhões de anos, e cerca de 30% delas têm discos. Este aumento da idade enquanto as estrelas estão mais longe de Cepheus B é exatamente o que está previsto no modelo de formação de estrelas.
Diferentes tipos de desenvolvimento estelar são observados em outros ambientes. Por exemplo, a formação do nosso Sistema Solar pode ter sido provocado por uma explosão de supernova.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Uma supernova antiga é revelada

Aproximadamente a 3.700 anos atrás as pessoas na Terra teriam visto uma estrela nova muito brilhante no céu.

© WISE (supernova Puppis A)

À medida que ela foi se apagando e sumindo de vista, ela foi sendo eventualmente esquecida, até que os astrônomos modernos encontraram o que restou dela, a chamada Puppis A. Vista como uma nuvem empoeirada e vermelha nessa imagem feita pelo WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA, a Puppis A é a parte remanescente de uma explosão de supernova.

A Puppis A se formou quando uma estrela massiva terminou sua vida em uma explosão extremamente brilhante e poderosa. As ondas de choque que se expandiram dessa explosão estão aquecendo a poeira e as nuvens de gás ao redor da supernova, fazendo com que brilhem e criem a bela nuvem vermelha que nós podemos observar aqui. Muito do material da estrela original foi violentamente expelido para o espaço. Contudo, uma parte desse material permanece em um objeto incrivelmente denso chamado de estrela de nêutrons. Essa estrela de nêutrons, muito apagada para ser vista nessa imagem, está se movendo a uma velocidade extremamente alta, algo superior a 3 milhões de milhas por hora. Os astrônomos estão perplexos com a absurda velocidade do objeto e apelidaram a estrela de “Bala de Canhão Cósmica”.

Uma parte do gás e da poeira de coloração verde que é observado na imagem acima é proveniente de outra antiga supernova, a remanescente de supernova Vela. Essa explosão aconteceu a aproximadamente 12.000 anos atrás e numa região quatro vezes mais próxima da Terra do que a Puppis A. Se nós tivéssemos  uma visão de raios-X, ambas as remanescentes (Puppis A e Vela) seriam os maiores e mais brilhantes objetos que nós veríamos no céu noturno.

Fonte: NASA

O maior vulcão do Sistema Solar

O planeta Marte, como a sonda Phoenix nos mostrou não é parecido com a Terra, ele é um mundo continuo, sem mar, sem suturas, assim descreveu Oliver Morton, um dos pesquisadores especialistas em mapear Marte.

© Phoenix (Monte Olympus)

Mas se elevando acima das frequentes tempestades de poeira que assolam Marte, está o Monte Olympus, o maior vulcão conhecido e a maior montanha do nosso Sistema Solar.

O edifício central desse vulcão se eleva a fantásticos 27 quilômetros acima da superfície de Marte, algo 3 vezes mais alto que o Monte Everest acima do mar e 2,6 vezes mais alto que o Monte Mauna Kea, medido desde a sua base. Ele tem 550 km de largura, flanqueado por abismos íngremes e tem uma caldeira complexa que tem 85 km de comprimento, 60 km de largura e 3 km de profundidade  com seis aberturas de crateras se sobrepondo. Sua borda externa é definhada por uma escarpa com 6 km de altura, algo único entre os vulcões de escudo conhecidos em Marte.

Em 2004, a sonda Mars Express fez imagens de lavas antigas nos flancos do Monte Olympos. Com base no tamanho da cratera e na contagem de frequência, a superfície dessa escarpa oeste foi datada com 115 milhões de anos, abaixo de uma região que tem somente 2 milhões de anos de existência, algo recente em termos geológicos e que sugere que a montanha ainda pode estar em processo de atividades vulcânicas.

O Monte Mauna Kea, no Havaí é um exemplo de vulcão de escudo similar só que em menor escala. O tamanho do Monte Olympos é extraordinário pois provavelmente não existe movimento de placas tectônicas. Desse modo, a crosta permaneceu imóvel sobre um chamado ponto quente e o vulcão continuou a despejar lava.

A montanha e poucos outros vulcões da região de Marte conhecida como Tharsis, é visível da Terra, e desde o século 19 os astrônomos vêm observando Marte. O astrônomo Patrick Moore aponta que durante as tempestades de poeira, Schiaparelli descobriu que o seu Nodus Gordis e Olympic Snow eram quase as únicas feições que poderiam ser observadas em Marte.

© Mariner (Monte Olympus)

Mas somente com as sondas Mariner pôde-se confirmar isso com certeza. Depois da sonda Mariner 9 ter fotografado o Monte Olympus de sua órbita em 1972, ficou claro que a sua altura era muito maior que qualquer montanha na Terra, e então seu nome foi alterado definitivamente para Monte Olympus.

Fonte: Daily Galaxy

Alinhamento universal: o cosmo têm direção?

O Universo não tem centro, nem aresta, nem regiões especiais inseridas entre galáxias e luz.

© Konstantin Mironov (galáxia Triangulum)

Não importa onde você olhe, é a mesma coisa. Este princípio cosmológico, um dos fundamentos da compreensão moderna do Universo, entrou em questão recentemente, no momento em que astrônomos encontraram evidências sutis de uma direção especial no espaço. O primeiro e mais bem estabelecido dado vem da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB), a chamada luminescência do Big Bang. Como esperado, a luminescência não é perfeitamente estável, como manchas quentes e frias localizadas no céu. Recentemente, porém, os cientistas descobriram que essas manchas não são distribuídas tão aleatoriamente como quando apareceram pela primeira vez. Elas alinham-se em um padrão que aponta para uma direção especial no espaço.

Mais sugestões de uma seta cósmica vêm a partir de estudos de supernovas, cataclismas estelares que por um curto tempo ofuscam galáxias inteiras. Cosmólogos têm utilizado supernovas para mapear a expansão acelerada do Universo. Estudos estatísticos detalhados revelam que as supernovas estão se movendo ainda mais rápido em uma linha, apontando levemente para fora desta direção especial. Similarmente, astrônomos mediram aglomerados contínuos de galáxias, através do espaço, acima de um milhão de quilômetros por hora em direção a uma área no hemisfério sul. O que poderia significar tudo isso? Talvez nada. “Pode ser um golpe de sorte", diz Dragan Huterer, um cosmólogo da Michigan University, em Ann Arbor, ou poderia ser um erro sutil que tem ocorrido nos dados. Ou, diz Huterer, talvez nós estejamos vendo os primeiros sinais de “algo surpreendente”. 
O primeiro ímpeto de expansão do Universo poderia ter durado um pouco mais do que pensávamos, introduzindo a isso uma predisposição para o que ainda hoje persistisse. Outra possibilidade é que, em grande escala, o Universo poderia ser enrolado como um tubo, curvado em uma direção e plano em outras, de acordo com Glenn D. Starkman, um cosmólogo da Case Western Reserve University. Alternativamente, a chamada energia escura – algo incompreensível acelerando a expansão do Universo – pode agir de maneira diferente em diferentes lugares. Por enquanto, os dados permanecem preliminares, são sinais sutis de que algo pode estar errado com a nossa compreensão padrão do Universo. Os cientistas estão aguardando os dados do satélite Planck, que atualmente mede a CMB a partir de um local tranquilo, a 1,5 milhão de quilômetros acima. Isso irá confirmar medições anteriores desta direção peculiar ou mostrar que são efêmeras. Até então, o Universo poderia estar nos apontando para qualquer lugar.

Fonte: Scientific American Brasil

Buraco negro devorando uma anã branca

Novos resultados obtidos pelo telescópio espacial de raios-X Chandra da NASA e o telescópio Magellan do Observatório Las Campanas sugerem que um denso remanescente estelar foi rompido por um buraco negro com milhares de vezes a massa do Sol na NGC 1399, uma galáxia elíptica cerca de 65 milhões de anos luz da Terra.

© Chandra e Hubble (galáxia NGC 1399)

A imagem em raios-X captada pelo Chandra são mostrados em azul e são sobrepostas em uma imagem óptica do telescópio espacial Hubble.

“Nós pensamos que estas assinaturas incomuns podem ser explicadas por uma anã branca, que se aproximou muito de um buraco negro e foi destruída pelas forças extremas de maré”, disse Joel Bregman da Universidade de Michigan.

As observações do Chandra mostram que esse objeto é uma fonte de raios-X ultraluminosas (ULX). As fontes ULXs emitem mais raios-X que estrelas, porém menos do que quasares. Sua natureza exata permanece um mistério, mas uma sugestão é que algumas ULXs são buracos negros com massas entre cerca de uma centena de vezes e milhares que da massa solar.
Se confirmada, essa descoberta seria uma forte evidência de um buraco negro com massa intermediária, que tem sido um tema muito debatido, e marcaria a primeira ocorrência de um buraco negro rompendo uma estrela distante.
Este ULX está em um aglomerado globular muito velho e cheio de estrelas. Os astrônomos já suspeitavam que os aglomerados globulares podem conter buracos negros de massa intermediária, mas a evidência conclusiva para isso tem sido difícil.

O par de interação NGC 4038 e NGC 4039 (galáxias Antennae) vistas na imagem a seguir têm 14 ULXs, nas regiões de formação estelar.

© Chandra (interação entre as galáxias NGC 4038 e NGC 4039)

“Os astrônomos já observaram estrelas que foram dilaceradas por buracos negros supermassivos nos centros das galáxias, mas esta é a primeira evidência de um evento como esse em um aglomerado globular”, disse Jimmy Irwin, da Universidade do Alabama que liderou o estudo.
Irwin e seus colegas obtiveram espectros ópticos do objeto usando os telescópios Magellan I e II em Las Campanas, no Chile. Estes dados revelam emissões de gás rico em oxigênio e nitrogênio, mas não hidrogênio, um raro conjunto de sinais provenientes de aglomerados globulares. As condições físicas deduzidas dos espectros sugerem que o gás está orbitando um buraco negro de pelo menos 1.000 massas solares. A quantidade abundante de oxigênio e ausência de hidrogênio indicam que a estrela destruída era uma anã branca, a fase final de uma estrela do tipo solar que queimou seu hidrogênio deixando uma alta concentração de oxigênio. O nitrogênio visto no espectro óptico permanece um enigma.
O trabalho teórico sugere que a perturbação induzida por emissão de raios-X poderia ficar brilhante durante mais de um século, mas deve desaparecer com o tempo.

Fonte: Daily Galaxy

Circulando em tesouros lunares

O Mare Crisium é um dos locais mais propícios de se identificar na Lua. Ele é grande e por si só, não é conectado a nenhum outro mar.

© Philippe Tosi (Mare Crisium na Lua)

Ele tem pouco interesse observacional em sua superfície a não ser as crateras Lick e Yerkes no lado mais raso que abraçam a borda ocidental. Mas ao redor do Mare Crisium existem crateras fascinantes para serem observadas, começando com a cratera com parede brilhante Proclus à direita. A Proclus é uma cratera bem jovem gerada por um impacto oblíquo. Na borda esquerda da imagem acima está uma fascinante cratera com desafios severos para os observadores e para aqueles que desejam fotografá-la. Crateras minúsculas com pequenos halos escuros e canais estreitos estão no interior mas são visíveis apenas nas melhores imagens. A melhor oportunidade de se observar a cratera de halo escuro é provavelmente na Lua Cheia quando os halos se tornam mais evidentes.  Na região da extrema direita localiza-se a cratera Taruntius, que apresenta um interior constituído de fraturas concêntricas. Como mostra essa imagem realizada com o Sol no alto, um quarto do seu interior é coberto com material escuro, provavelmente poeira que irrompeu da erupção de magma que ergueu-se do solo.

Fonte: LPOD